Книга Космос. От Солнца до границ неизвестного - Стивен Бэттерсби

Как правило, эволюция самых горячих и голубых звезд главной последовательности приводит к сверхгигантам, тогда как менее массивные звезды главной последовательности превращаются в гигантов.

Огромные гиганты и сверхгиганты излучают много света. Когда наше Солнце станет гигантом, оно будет светить в 100 раз ярче, чем сейчас. Но стадия гиганта или сверхгиганта в жизни звезды не длится долго, и поэтому таких звезд по сравнению с другими мы видим сравнительно мало. Сверхгиганты начинают быстро расходовать доступные виды топлива – сначала гелий, а затем углерод, неон, кислород, кремний и серу; последние два из этих элементов в конце концов преобразуются в железо. Во время каждой последующей стадии выделяется все меньше энергии, и ее просто не хватает для реакций нуклеосинтеза железа в более тяжелые элементы[8]. Исчерпав внутренние источники тепла, ядро коллапсирует с образованием нейтронной звезды или черной дыры (см. главу 6). Происходит мощный взрыв, выделяется огромное количество энергии, внешние слои звезды разрушаются и с огромной скоростью выбрасываются в космос – звезда превращается в сверхновую.

Немногие звезды проходят через это тяжелое испытание, потому что большинство рождаются с массами меньше восьми масс Солнца. Судьба менее массивной звезды протекает по-другому: она становится красным гигантом и выбрасывает свою внешнюю атмосферу в окружающее пространство, обнажая горячее ядро – слишком маленькое, чтобы звезда могла коллапсировать в нейтронную звезду. Излучение этого ядра заставляет выброшенную оболочку светиться. Астрономы называют такие светящиеся оболочки планетарными туманностями, но не потому что они имеют какое-то отношение к планетам, а потому, что через небольшой телескоп они могут выглядеть как планеты.

Звездные величины, расстояния до звезд и их светимости

Примерно в 120 году до нашей эры Гиппарх разделил все звезды на шесть групп в зависимости от их блеска: от первой величины (самые яркие звезды при наблюдении с Земли) до шестой величины (самые слабые). Классификация Гиппарха пережила уточнение в середине XIX века: для обозначения блеска звезд разработали логарифмическую шкалу яркости таким образом, что одна звездная величина соответствует падению яркости в 2,5 раза. Звезда первой величины ярче звезды второй величины в 2,5 раза. Большинство ярких звезд, которые мы видим на небе, – первой звездной величины. Самые слабые звезды, которые мы можем увидеть невооруженным глазом, – шестой.

Видимая звездная величина зависит от того, насколько далеко от нас находится звезда. Расстояния до звезд часто измеряются в световых годах. Один световой год – расстояние, которое свет проходит за год, – равен 9,5 миллиона миллионов км. Это расстояние огромно: один световой год во столько же раз больше расстояния между Землей и Солнцем, во сколько раз миля больше, чем дюйм (более 60 000 раз). Тем не менее даже ближайшая к Солнцу звезда находится на расстоянии 4,24 светового года, а большинство звезд, которые мы видим в ночном небе, – на расстояниях нескольких сотен световых лет. Зная расстояние до звезды, астрономы могут вычислить ее светимость по видимой звездной величине. Светимость можно выразить как мощность излучения в джоулях в секунду или в единицах солнечной светимости, или в виде абсолютной звездной величины. Абсолютная звездная величина – это видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы она находилась на расстоянии 32,6 светового года (10 парсеков) от Земли.

Гаснущие звезды

Пройдет всего несколько десятков тысяч лет, и планетарная туманность, сброшенная красным гигантом, рассеется, оставив после себя маленькую, но чрезвычайно горячую звезду – белый карлик. Типичный белый карлик ненамного больше Земли, но масса его достигает 60 % солнечной массы. Чайная ложка вещества, из которого состоит белый карлик, весит более тонны.

В процессе эволюции довольно многие звезды превращаются в белые карлики, поэтому они широко распространены в Галактике и составляют 5 % от общего числа звезд. Но из-за чрезвычайно малой светимости они не видны на небе невооруженным глазом.

У типичного белого карлика жизнь скучна и невыразительна. У него нет горючего для термоядерных реакций, он светится просто за счет остатков своего тепла. Излучая свою энергию в космос, такая звезда постепенно тускнеет и остывает, чтобы полностью потухнуть через несколько миллиардов лет. Несмотря на название «белый карлик», цвет у звезды может быть любой. У только что образовавшихся белых карликов высокая температура и голубой цвет; старые белые карлики, у которых сильно уменьшились запасы энергии, могут быть оранжевого или красного цвета. На диаграмме Г—Р белые карлики образуют последовательность, которая тянется параллельно главной последовательности. Пройдет достаточно много времени, и белый карлик полностью исчезнет, превратившись в черный карлик. Но черных карликов пока не существует – для этого Вселенная недостаточно стара.

При некоторых условиях белые карлики могут устраивать феерические представления. Допустим, у белого карлика есть партнер, – другая звезда, вращающаяся вокруг него по орбите. Если этот спутник сбрасывает на белый карлик свое вещество, оно может взорваться. В этом случае астрономы скажут, что появилась «новая звезда». Блеск звезды при этом может возрасти в 100 000 раз. Но каким бы мощным ни был взрыв, обе звезды после него уцелеют.

В случае если со звезды-спутника поступает слишком много вещества, масса белого карлика может превысить предел 1,44 массы Солнца. Происходит ядерный взрыв, в котором сгорают углерод и кислород. Белый карлик превращается в сверхновую типа Ia.

При взрыве сверхновой температура и давление достигают экстремальных величин, что приводит к образованию большого количества железа. Поскольку при взрыве звезда разрушается, все это железо рассеивается в космическом пространстве. Вместе с остатками планетарной туманности звездное вещество, оставшееся от взрыва сверхновой, в конечном итоге собирается в районах звездообразования, где когда-то породит новые звезды и планеты. На некоторых из этих планет может однажды зародиться жизнь. Именно так появились Солнце и Земля 4,6 миллиарда лет назад. Мы – часть наследия сверхновых: кроме водорода, практически все атомы в наших телах были созданы на звездах.

Без металлического груза

Водород и гелий составляют основную массу звездного вещества. Но при этом у большинства звезд также есть значительные примеси более тяжелых элементов (которые астрономы в совокупности называют «металлами», хотя это и не совсем верно). Эти более тяжелые элементы являются наследием ранних звездных поколений. Объект SDSS J102915+172927, который находится примерно в 4000 световых лет от нас, странным образом выделяется на этом фоне. Его состав – почти нетронутая смесь водорода и гелия, с незначительной добавкой других веществ (всего 0,00007 %).